यदि आप एक स्पष्ट बादल रहित रात में अपना सिर ऊपर उठाते हैं, तो आप बहुत सारे तारे देख सकते हैं। इतने सारे कि गिनना भी असंभव लगता है। यह पता चला है कि आंख को दिखाई देने वाले आकाशीय पिंडों की गिनती अभी भी की जाती है। उनमें से लगभग 6 हजार हैं। यह हमारे ग्रह के उत्तरी और दक्षिणी दोनों गोलार्द्धों की कुल संख्या है। आदर्श रूप से, आपको और मुझे, उदाहरण के लिए, उत्तरी गोलार्द्ध में होने के कारण, उनकी कुल संख्या का लगभग आधा भाग देखना चाहिए था, अर्थात, कहीं न कहीं लगभग 3 हजार तारे।
असंख्य शीतकालीन सितारे
दुर्भाग्य से, सभी उपलब्ध सितारों पर विचार करना लगभग असंभव है, क्योंकि इसके लिए पूरी तरह से पारदर्शी वातावरण और किसी भी प्रकाश स्रोत की पूर्ण अनुपस्थिति के साथ परिस्थितियों की आवश्यकता होगी। भले ही आप एक गहरी सर्दियों की रात में अपने आप को शहर की रोशनी से दूर एक खुले मैदान में पाते हैं। सर्दियों में क्यों? हाँ, क्योंकि गर्मी की रातें बहुत अधिक चमकदार होती हैं! यह इस तथ्य के कारण है कि सूर्य क्षितिज से बहुत नीचे नहीं डूबता है। लेकिन इस मामले में भी, हमारी आंखों के लिए 2.5-3 हजार से ज्यादा सितारे उपलब्ध नहीं होंगे। ऐसा क्यों है?
बात यह है कि शिष्यमानव आँख, अगर हम इसे एक ऑप्टिकल उपकरण के रूप में कल्पना करते हैं, तो विभिन्न स्रोतों से एक निश्चित मात्रा में प्रकाश एकत्र करता है। हमारे मामले में, प्रकाश स्रोत तारे हैं। हम उन्हें कितने सीधे देखेंगे यह ऑप्टिकल डिवाइस के लेंस के व्यास पर निर्भर करता है। स्वाभाविक रूप से, दूरबीन या दूरबीन के लेंस ग्लास का व्यास आंख की पुतली से बड़ा होता है। इसलिए, यह अधिक प्रकाश एकत्र करेगा। परिणामस्वरूप, खगोलीय उपकरणों का उपयोग करते हुए बहुत अधिक संख्या में तारे देखे जा सकते हैं।
हिप्पर्चस की आंखों से तारों वाला आकाश
बेशक, आपने देखा है कि तारे चमक में भिन्न होते हैं, या, जैसा कि खगोलविद कहते हैं, स्पष्ट चमक में। प्राचीन काल में लोग इस ओर ध्यान भी देते थे। प्राचीन यूनानी खगोलशास्त्री हिप्पार्कस ने सभी दृश्यमान खगोलीय पिंडों को तारकीय परिमाणों में विभाजित किया, जिनमें VI वर्ग हैं। उनमें से सबसे प्रतिभाशाली ने "अर्जित" I, और उन्होंने सबसे अनुभवहीन लोगों को श्रेणी VI सितारों के रूप में वर्णित किया। बाकी को मध्यवर्ती वर्गों में बांटा गया था।
बाद में यह पता चला कि विभिन्न तारकीय परिमाणों के बीच किसी प्रकार का एल्गोरिथम संबंध है। और समान संख्या में चमक की विकृति को हमारी आंख द्वारा समान दूरी से हटाने के रूप में माना जाता है। इस प्रकार, यह ज्ञात हो गया कि श्रेणी I के तारे की चमक II की चमक से लगभग 2.5 गुना अधिक चमकीली है।
वर्ग II का एक तारा कक्षा III की तुलना में उतनी ही बार चमकीला है, और III का एक खगोलीय पिंड, क्रमशः IV से अधिक चमकीला है। नतीजतन, I और VI परिमाण के सितारों की चमक के बीच का अंतर 100 गुना भिन्न होता है। इस प्रकार, VII श्रेणी के आकाशीय पिंड मानव दृष्टि की दहलीज से परे हैं। यह जानना जरूरी है कि तारापरिमाण किसी तारे के आकार का नहीं है, बल्कि उसकी स्पष्ट चमक है।
पूर्ण परिमाण क्या है?
तारों के परिमाण न केवल दृश्यमान हैं, बल्कि निरपेक्ष भी हैं। इस शब्द का प्रयोग तब किया जाता है जब दो तारों की एक दूसरे से उनकी चमक के आधार पर तुलना करना आवश्यक हो। ऐसा करने के लिए, प्रत्येक तारे को 10 पारसेक की पारंपरिक मानक दूरी के रूप में संदर्भित किया जाता है। दूसरे शब्दों में, यह एक तारकीय वस्तु का आकार है जो प्रेक्षक से 10 पीसी की दूरी पर होता तो यह होता।
उदाहरण के लिए, हमारे सूर्य का परिमाण -26.7 है। लेकिन 10 पीसी की दूरी से, हमारा तारा पांचवीं परिमाण की एक बमुश्किल दिखाई देने वाली वस्तु होगी। यह इस से निम्नानुसार है: एक खगोलीय वस्तु की चमक जितनी अधिक होगी, या, जैसा कि वे कहते हैं, वह ऊर्जा जो एक तारा प्रति इकाई समय में विकीर्ण करती है, उतनी ही अधिक संभावना है कि वस्तु का पूर्ण परिमाण नकारात्मक मान लेगा। और इसके विपरीत: चमक जितनी कम होगी, वस्तु के सकारात्मक मूल्य उतने ही अधिक होंगे।
सबसे चमकीले सितारे
सभी सितारों की अलग अलग चमक होती है। कुछ पहले परिमाण की तुलना में थोड़े चमकीले होते हैं, बाद वाले बहुत कमजोर होते हैं। इसे देखते हुए, भिन्नात्मक मूल्यों को पेश किया गया था। उदाहरण के लिए, यदि इसकी चमक में स्पष्ट तारकीय परिमाण श्रेणी I और II के बीच कहीं है, तो इसे कक्षा 1, 5 सितारा माना जाता है। 2, 3…4, 7… आदि परिमाण वाले तारे भी हैं। उदाहरण के लिए, प्रोसीओन, जो भूमध्यरेखीय नक्षत्र कैनिस माइनर का हिस्सा है, जनवरी या फरवरी में पूरे रूस में सबसे अच्छा देखा जाता है। उसकी स्पष्ट चमक 0.4 है।
उल्लेखनीय है कि मैंपरिमाण 0 का गुणज है। केवल एक तारा लगभग बिल्कुल इसके अनुरूप है - यह वेगा है, जो नक्षत्र लायरा का सबसे चमकीला तारा है। इसकी चमक लगभग 0.03 परिमाण है। हालांकि, ऐसे प्रकाशमान हैं जो इससे अधिक चमकीले हैं, लेकिन उनका परिमाण नकारात्मक है। उदाहरण के लिए, सीरियस, जिसे एक साथ दो गोलार्द्धों में देखा जा सकता है। इसकी चमक -1.5 परिमाण है।
नकारात्मक तारकीय परिमाण न केवल सितारों को, बल्कि अन्य खगोलीय पिंडों को भी सौंपा गया है: सूर्य, चंद्रमा, कुछ ग्रह, धूमकेतु और अंतरिक्ष स्टेशन। हालांकि, ऐसे सितारे हैं जो अपनी चमक बदल सकते हैं। उनमें से कई स्पंदनशील तारे हैं जिनमें चमक के परिवर्तनशील आयाम हैं, लेकिन कुछ ऐसे भी हैं जिनमें एक साथ कई स्पंदन देखे जा सकते हैं।
तारकीय परिमाण का माप
खगोल विज्ञान में, लगभग सभी दूरियों को तारकीय परिमाण के ज्यामितीय पैमाने द्वारा मापा जाता है। फोटोमेट्रिक माप पद्धति का उपयोग लंबी दूरी के लिए किया जाता है, और यदि आपको किसी वस्तु की चमक की तुलना उसकी स्पष्ट चमक के साथ करने की आवश्यकता होती है। मूल रूप से, निकटतम सितारों की दूरी उनके वार्षिक लंबन द्वारा निर्धारित की जाती है - दीर्घवृत्त का प्रमुख अर्ध-अक्ष। भविष्य में लॉन्च किए गए अंतरिक्ष उपग्रह छवियों की दृश्य सटीकता को कम से कम कई गुना बढ़ा देंगे। दुर्भाग्य से, अन्य तरीके अभी भी 50-100 पीसी से अधिक दूरी के लिए उपयोग किए जाते हैं।
बाहरी अंतरिक्ष की सैर
सुदूर अतीत में, सभी खगोलीय पिंड और ग्रह बहुत छोटे थे। उदाहरण के लिए, हमारी पृथ्वी कभी शुक्र के आकार की थी, और उससे भी पहले, मंगल के आकार की।अरबों साल पहले, सभी महाद्वीपों ने हमारे ग्रह को एक निरंतर महाद्वीपीय क्रस्ट के साथ कवर किया था। बाद में, पृथ्वी के आकार में वृद्धि हुई, और महाद्वीपीय प्लेटें अलग हो गईं, जिससे महासागर बन गए।
सभी सितारों ने "गेलेक्टिक विंटर" के आगमन के साथ तापमान, चमक और परिमाण में वृद्धि की। एक खगोलीय पिंड (उदाहरण के लिए, सूर्य) के द्रव्यमान का माप भी समय के साथ बढ़ता है। हालांकि, यह बेहद असमान था।
शुरुआत में यह छोटा तारा, किसी भी अन्य विशालकाय ग्रह की तरह, ठोस बर्फ से ढका हुआ था। बाद में, तारे का आकार तब तक बढ़ना शुरू हुआ जब तक कि यह अपने महत्वपूर्ण द्रव्यमान तक नहीं पहुंच गया और बढ़ना बंद कर दिया। यह इस तथ्य के कारण है कि अगली गेलेक्टिक सर्दियों के बाद तारे समय-समय पर अपने द्रव्यमान में वृद्धि करते हैं, और ऑफ-सीजन अवधि के दौरान कम हो जाते हैं।
सूर्य के साथ-साथ पूरा सौरमंडल विकसित हुआ। दुर्भाग्य से, सभी सितारे इस रास्ते का अनुसरण नहीं कर पाएंगे। उनमें से कई अन्य, अधिक विशाल सितारों की गहराई में गायब हो जाएंगे। आकाशीय पिंड गांगेय कक्षाओं में घूमते हैं और, धीरे-धीरे केंद्र के करीब पहुंचते हुए, निकटतम सितारों में से एक पर गिर जाते हैं।
गैलेक्सी एक सुपरजाइंट तारा-ग्रह प्रणाली है जो एक बौनी आकाशगंगा से उत्पन्न हुई है जो एक छोटे समूह से उत्पन्न हुई है जो एक बहु ग्रह प्रणाली से निकली है। बाद वाला हमारे सिस्टम के समान ही आया।
सितारे के आकार को सीमित करना
अब यह कोई रहस्य नहीं है कि हमारे ऊपर आकाश जितना अधिक पारदर्शी और गहरा होगा, उतने ही अधिक तारे या उल्का आप देख सकते हैं। सीमा सितारापरिमाण एक विशेषता है जो न केवल आकाश की पारदर्शिता के कारण, बल्कि देखने वाले की दृष्टि के कारण भी बेहतर ढंग से निर्धारित होती है। एक व्यक्ति सबसे मंद तारे की चमक केवल क्षितिज पर, परिधीय दृष्टि से देख सकता है। हालांकि, यह ध्यान देने योग्य है कि यह प्रत्येक के लिए एक व्यक्तिगत मानदंड है। जब एक दूरबीन से दृश्य अवलोकन के साथ तुलना की जाती है, तो आवश्यक अंतर उपकरण के प्रकार और उसके लेंस के व्यास का होता है।
एक फोटोग्राफिक प्लेट के साथ दूरबीन की प्रवेश शक्ति मंद तारों के विकिरण को पकड़ लेती है। आधुनिक दूरबीन 26-29 परिमाण की चमक वाली वस्तुओं का निरीक्षण कर सकती हैं। डिवाइस की मर्मज्ञ शक्ति कई अतिरिक्त मानदंडों पर निर्भर करती है। उनमें से, छवि गुणवत्ता का कोई छोटा महत्व नहीं है।
तारे की छवि का आकार सीधे वातावरण की स्थिति, लेंस की फोकल लंबाई, इमल्शन और एक्सपोज़र के लिए आवंटित समय पर निर्भर करता है। हालांकि, सबसे महत्वपूर्ण संकेतक तारे की चमक है।
